Imagen del Cuadrángulo de Coprates (MC-18). El prominente sistema de chasmas de Valles Marineris intersecta la parte norte, moderadamente craterizada, y las llanuras montañosas con fallas en la parte sur.
El cuadrángulo de Coprates se extiende desde los 45° a los 90° de longitud oeste y desde los 0° a los 30° de latitud sur en Marte . El cuadrángulo de Coprates es famoso por representar el "Gran Cañón de Marte", el sistema de cañones de Valles Marineris. Existen signos de agua en este cuadrángulo, con antiguos valles fluviales y redes de canales fluviales que aparecen como terreno invertido y lagos dentro de Valles Marineris. [3]
Origen del nombre
Coprates es el nombre de una formación de albedo telescópico ubicada a 15° S y 60° O en Marte. Recibe su nombre del río Coprates, un antiguo nombre del Dez , un afluente del Karun en el Irán moderno que desemboca en el Shatt al-Arab cerca de su estuario en el Golfo Pérsico. El nombre fue aprobado por la Unión Astronómica Internacional (UAI) en 1958. [4] [5]
Sistema de cañones de Valles Marineris
Valles Marineris es el sistema de cañones más grande del sistema solar; este gran cañón atravesaría casi todo Estados Unidos. El nombre de todo el sistema de cañones es Valles Marineris. Comenzando por el oeste con Noctis Labyrinthus en el cuadrángulo Phoenicis Lacus , el sistema de cañones termina en el cuadrángulo Margaritifer Sinus con Capri Chasma y Eos Chasma (en el sur). La palabra Chasma ha sido designada por la Unión Astronómica Internacional para referirse a una depresión alargada y de lados empinados. Valles Marineris fue descubierto por la misión Mariner 9 y recibió su nombre en honor a ella. Moviéndose hacia el este desde Noctis Labyrinthus, el cañón se divide en dos canales, Tithonium Chasma e Ius Chasma (en el sur). En el medio del sistema se encuentran los valles muy anchos de Ophir Chasma (norte), Candor Chasma y Melas Chasma (sur). Yendo más al este, se llega a Coprates Chasma . Al final de Coprates Chasma, el valle se ensancha para formar Capri Chasma en el norte y Eos Chasma en el sur. Las paredes de los cañones a menudo contienen muchas capas. Los suelos de algunos de los cañones contienen grandes depósitos de materiales estratificados. Algunos investigadores creen que las capas se formaron cuando el agua llenó una vez los cañones. [3] [6] [7] [8] Los cañones son profundos y largos; en algunos lugares tienen entre 8 y 10 kilómetros de profundidad, mucho más profundos que el Gran Cañón de la Tierra , que tiene solo 1,6 kilómetros de profundidad. [9]
En un estudio publicado en la revista Geology en agosto de 2009, un grupo de científicos dirigido por John Adams, de la Universidad de Washington en Seattle, propuso que Valles Marineris podría haberse formado a partir de un colapso gigante cuando las sales se calentaron, liberando así agua que se precipitó hacia afuera y llevó lodo a través de tuberías subterráneas. Un punto que apoya esta idea es que se han encontrado sales de sulfato en la zona. Estas sales contienen agua que se desprende cuando se calientan. El calor puede haber sido generado por procesos volcánicos. Después de todo, hay varios volcanes enormes cerca. [10] Otros han propuesto otras ideas para explicar el origen del sistema. [3]
Vista panorámica de Marte centrada en Valles Marineris, tomada con imágenes de Viking. Nota: esta imagen se ampliará considerablemente si se hace clic en ella varias veces.
Mapa del cuadrángulo de Coprates que muestra detalles de Valles Marineris , el sistema de cañones más grande del sistema solar. Algunos de los cañones pueden haber estado alguna vez llenos de agua.
Melas Chasma , visto desde THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación de Melas Chasma con otras características.
Acantilado en la meseta de Candor Chasma , visto por THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación con otras características del cuadrángulo de Coprates.
Acantilado en la pared norte del Ganges Chasma , visto por THEMIS. Haga clic en la imagen para ver la relación con otras características del cuadrángulo de Coprates.
Depósitos estratificados interiores y sulfato
Partes de los pisos de Candor Chasma y Juventae Chasma contienen depósitos estratificados que se han denominado depósitos estratificados interiores (ILD) y depósitos estratificados ecuatoriales (ELD). Estas capas pueden haberse formado cuando toda el área era un lago gigante. Sin embargo, se han propuesto muchas otras ideas para explicarlas. [3] El mapeo estructural y geológico de alta resolución en el oeste de Candor Chasma, presentado en marzo de 2015, mostró que los depósitos en el piso de Candor Chasma son sedimentos que rellenan la cuenca y que se depositaron en un entorno húmedo similar a una playa; por lo tanto, el agua estuvo involucrada en su formación. [11]
Algunos lugares de Marte contienen depósitos de sulfato hidratado , incluidos los ILD. La formación de sulfatos implica la presencia de agua. La sonda Mars Express de la Agencia Espacial Europea encontró posibles pruebas de los sulfatos epsomita y kieserita . Los científicos quieren visitar estas áreas con vehículos exploradores robóticos. [12]
Se ha descubierto que estos depósitos contienen óxidos férricos en forma de hematita gris cristalina. [3] [13] [14]
Capas
Las imágenes de rocas en las paredes del cañón casi siempre muestran capas. [15] Algunas capas parecen más duras que otras. En la imagen de abajo de las capas de Ganges Chasma , como las ve HiRISE , se puede ver que los depósitos superiores, de tonos claros, se están erosionando mucho más rápido que las capas inferiores más oscuras. Algunos acantilados en Marte muestran algunas capas más oscuras que sobresalen y a menudo se rompen en pedazos grandes; se cree que son rocas volcánicas duras en lugar de depósitos de cenizas blandas. Un ejemplo de capas duras se muestra a continuación en la imagen de capas en la pared del cañón en Coprates, como las ve Mars Global Surveyor . Debido a su proximidad a la región volcánica de Tharsis, las capas de roca pueden estar hechas de capa tras capa de flujos de lava , probablemente mezclados con depósitos de ceniza volcánica que cayeron del aire después de grandes erupciones. Es probable que los estratos de roca en las paredes conserven una larga historia geológica de Marte. [16] Las capas oscuras pueden deberse a flujos de lava oscuros. El basalto, una roca volcánica oscura , es común en Marte. Sin embargo, los depósitos de tonos claros pueden haber resultado de ríos, lagos, cenizas volcánicas o depósitos de arena o polvo arrastrados por el viento. [17] Los Mars Rovers encontraron rocas de tonos claros que contenían sulfatos . Probablemente formados en agua, los depósitos de sulfato son de gran interés para los científicos porque pueden contener rastros de vida antigua. [18] El instrumento Mars Reconnaissance Orbiter Compact Reconnaissance Imaging Spectrometer for Mars (CRISM) encontró sílice opalina en ciertos estratos a lo largo y dentro del sistema de cañones Valles Marineris. [19] Debido a que a veces se encontraron sulfatos de hierro cerca de la sílice opalina, se piensa que los dos depósitos se formaron con un fluido ácido. [20]
Primer plano de las capas de la pared de Valles Marineris, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Parte de la muralla de Valles Marineris, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish
Primer plano de una parte de la imagen anterior de la muralla de Valles Marineris, tal como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Capas en la vaguada al sur de Ius Chasma, vistas por HiRISE en el marco del programa HiWish
Primer plano de las capas de la depresión al sur de Ius Chasma, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la imagen anterior con HiView.
Capas en Monument Valley. Se acepta que se formaron, al menos en parte, por deposición de agua. Dado que Marte contiene capas similares, el agua sigue siendo una de las principales causas de la formación de capas en Marte.
Capas al oeste de Juventae Chasma , vistas por HiRISE. La barra de escala tiene una longitud de 500 metros.
Cráter Orson Welles , visto por HiRISE. Rocas estratificadas de tonos claros parecen estar debajo de un manto de material oscuro. Las capas pueden ser arenisca, ceniza volcánica o depósitos del lecho de un lago.
Falla Coprates Chasma , vista por HiRISE. Las capas en la cara rocosa pueden ser de sedimentos volcánicos, lacustres y/o eólicos depositados en Valles Marineris .
Capas del cráter Ritchey , vistas por HiRISE. La capa oscura superior parece ser resistente a la erosión, mientras que la capa blanca intermedia es débil. Haga clic en la imagen para ver más detalles. La barra de escala tiene una longitud de 500 metros.
Dos vistas de los depósitos estratificados de Melas Chasma , tal como los ve HiRISE. La imagen de la izquierda se encuentra al norte de la otra imagen de la derecha. Las imágenes no tienen la misma escala. Haga clic en la imagen para ver los detalles de las capas.
Capas y dunas oscuras en el fondo de un cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish . Es posible que el agua subterránea haya ascendido al cráter y haya cementado los sedimentos con minerales.
Vista amplia de las capas al sur de Ius Chasma, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Vista cercana de las capas al sur de Ius Chasma, como las vio HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de la vista amplia anterior.
Vista cercana de las capas al sur de Ius Chasma, como las vio HiRISE con el programa HiWish. Nota: esta es una ampliación de una vista amplia anterior.
Capas cerca de la parte superior de la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas cerca de la parte superior de la pared del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista panorámica de las capas de Louros Valles , tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Louros Valles forma parte de Ius Chasma .
Vista cercana de las capas en Louros Valles, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish. Nótese que esta es una ampliación de una imagen anterior.
Vista detallada de las capas de Louros Valles, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nótese que se trata de una ampliación de una imagen anterior.
Vista detallada de las capas de Louros Valles, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nótese que se trata de una ampliación de una imagen anterior.
Vista detallada de las capas de Louros Valles, tal como las ve HiRISE con el programa HiWish. Nótese que se trata de una ampliación de una imagen anterior.
Vista amplia de las capas de un cráter y material de tonos claros, como se ve con HiRISE en el programa HiWish. Los materiales de tonos claros suelen contener minerales que contienen agua, como sulfatos.
Capas, como las ve HiRISE También es visible un cráter doble: el cuerpo que impactó puede haberse roto al entrar en la atmósfera marciana.
Capas en un cráter, como las ve HiRISE. También se puede ver material de tonos claros. Los materiales de tonos claros suelen contener minerales que contienen agua, como sulfatos. Solo una parte de la imagen está en color porque la cámara solo toma una franja de color en el centro.
Capas en el cráter, como las observa HiRISE. También se puede ver material de tonos claros. Los materiales de tonos claros suelen contener minerales que contienen agua, como sulfatos.
Capas en el cráter, vistas por HiRISE
Vista amplia de capas en Candor, como las ve HiRISE
Vista en primer plano de las capas en Candor. La imagen se ha procesado en color para resaltar más los detalles.
Hebes Chasma y depósitos hidratados
Es posible que en el pasado Hebes Chasma, un gran valle cerrado, haya existido agua. Se han encontrado allí minerales hidratados. Se cree que manantiales subterráneos de agua a gran escala en diferentes momentos salieron a la superficie para formar depósitos llamados depósitos de tonos claros (LTD, por sus siglas en inglés). Algunos sugieren que es posible que allí se encuentren formas de vida actuales o fosilizadas porque los depósitos son relativamente jóvenes. [21]
Nirgal Vallis y la extracción de minerales
El valle de Nirgal es una de las redes de valles más largas de Marte. Es tan grande que se encuentra en más de un cuadrilátero. Los científicos no saben cómo se formaron todos los valles fluviales antiguos. Hay evidencia de que, en lugar de lluvia o nieve, el agua que formó los valles se originó bajo tierra. Un mecanismo que se ha propuesto es el sapking . [22] En el sapking, el suelo simplemente cede a medida que sale agua. El sapking es común en algunas áreas desérticas del suroeste de Estados Unidos. El sapking forma nichos y afluentes rechonchos. Estas características son visibles en la imagen de abajo del valle de Nigal tomada con THEMIS de Mars Odyssey .
El agua del valle Nirgal contribuyó a una gran inundación que atravesó el borde del cráter Holden y ayudó a formar un lago en el cráter. Se estima que el valle Nirgal tuvo una descarga de 4800 metros cúbicos por segundo. [23] El agua del valle Nirgal se filtró al valle Uzboi porque el borde del cráter Holden bloqueó el flujo. En un momento determinado, el agua almacenada atravesó el borde de Holden y creó un lago de 200 a 250 m de profundidad. [24] El agua con una profundidad de al menos 50 m entró en Holden a una velocidad de 5 a 10 veces la descarga del río Misisipi. [25] [26] [27] [28] Las terrazas y la presencia de grandes rocas (decenas de metros de ancho) respaldan estas altas tasas de descarga. [24] [25] [29] [30] [31]
El valle de Nirgal , que se extiende en dos cuadrantes, tiene características que parecen causadas por la erosión . Fotografía tomada con THEMIS .
Relieve invertido
Algunas áreas de Marte muestran un relieve invertido , donde características que alguna vez fueron depresiones, como arroyos, ahora están sobre la superficie. Estos pueden haberse formado cuando materiales, como rocas grandes, se depositaron en áreas bajas y luego quedaron atrás después de que la erosión (quizás el viento, que no puede mover rocas grandes) eliminara gran parte de las capas superficiales. Otras formas de hacer un relieve invertido podrían ser lava fluyendo por el lecho de un arroyo o materiales cementados por minerales disueltos en agua. En la Tierra, los materiales cementados por sílice son altamente resistentes a todo tipo de fuerzas erosivas. El relieve invertido en forma de arroyos es otra evidencia de agua fluyendo sobre la superficie marciana en tiempos pasados. Hay muchos ejemplos de canales invertidos cerca de Juventae Chasma; algunos se muestran en la imagen de Juventae Chasma a continuación. [32] [33] [34]
Canales invertidos cerca de Juventae Chasma , vistos por HiRISE. Los canales alguna vez fueron cauces fluviales regulares. La barra de escala tiene una longitud de 500 metros.
Arroyos invertidos cerca de Juventae Chasma, vistos por la sonda Mars Global Surveyor . Estos arroyos comienzan en la cima de una cresta y luego se unen.
Vallis se utilizó para los antiguos valles fluviales que se descubrieron en Marte, cuando se enviaron las primeras sondas a Marte. Las sondas Viking Orbiter provocaron una revolución en nuestras ideas sobre el agua en Marte; se encontraron enormes valles fluviales en muchas áreas. Las cámaras de las naves espaciales mostraron que las inundaciones de agua rompieron presas, excavaron valles profundos, erosionaron surcos en el lecho rocoso y viajaron miles de kilómetros. [9] [35] [36]
Su primer plano de Desher Vallis, visto por HiRISE
Cráteres
Cráter que muestra capas y un banco, como se ve mediante HiRISE bajo el programa HiWish
Vista cercana de las capas del cráter, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Vista amplia del cráter que muestra dunas oscuras en el suelo y barrancos en la pared sur, como se ve con HiRISE en el programa HiWish
Primer plano de las oscuras dunas en el fondo de un cráter, tal como las vio HiRISE, en el marco del programa HiWish. Las dunas están formadas por arena basáltica.
Capas en un cráter, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Líneas de pendiente recurrentes
Las líneas de pendiente recurrentes (RSL) son pequeñas rayas oscuras en las pendientes que se alargan en las estaciones cálidas. Pueden ser evidencia de agua líquida. [37] [38] [39]
Vista amplia de parte de Valles Marineris, tal como la vio HiRISE con el programa HiWish. El recuadro muestra la ubicación de las líneas de pendiente recurrentes que se amplían en la siguiente imagen.
Vista en color de las líneas de pendiente recurrentes, como las ve HiRISE con el programa HiWish. Las flechas señalan algunas de las líneas de pendiente recurrentes.
Las líneas de pendiente recurrentes se alargan cuando las laderas están en su punto más cálido. Cerca del ecuador, las líneas de pendiente recurrentes se alargan en las laderas del norte en el verano boreal y en las laderas del sur en el verano austral.
Hielo de agua
En la zona media de Valles Marineris se han descubierto depósitos de hielo de agua en Candor Chaos. El telescopio de neutrones de EXoMars ha descubierto que hasta un 40,3 % del metro superior del suelo es probablemente hielo de agua. [40] [41] El instrumento utilizado se llama Detector de neutrones epitermales de resolución fina (FREND). Candor Chaos tiene aproximadamente el tamaño de los Países Bajos. [42]
Características del colapso
Vista amplia de las características de colapso observadas por HiRISE [43]
Vista en primer plano de una hilera de fosas. Suele ser el comienzo de un canal formado por un derrumbe.
Vista cercana de los canales formados por el colapso. Los materiales de tono claro probablemente contienen minerales portadores de agua.
Vista cercana de un canal formado por un colapso.
Vista cercana de los restos de una capa oscura que se encuentra sobre una capa de tonos claros. Los materiales de tonos claros probablemente contienen minerales que contienen agua.
Otras características
Imagen en falso color de Candor Chasma que muestra la ubicación de los depósitos de sulfato hidratado , tal como los vio THEMIS. Los colores rojos muestran lugares rocosos. Los verdes y azules muestran áreas arenosas y polvorientas.
Canales en la meseta de Candor, vistos por HiRISE. La ubicación es el cuadrángulo de Coprates. Haga clic en la imagen para ver muchos canales pequeños y ramificados que son una prueba contundente de la existencia de precipitaciones sostenidas.
Canales fluviales de Melas Chasma, vistos por HiRISE. Haga clic en la imagen para ver los canales serpenteantes y ramificados que se formaron con agua corriente en el pasado.
Canales ramificados en el suelo de Melas Chasma. Imagen tomada con THEMIS.
Canales cerca del borde de Ius Chasma, vistos por HiRISE. El patrón y la alta densidad de estos canales permiten que la precipitación sea la fuente del agua. La ubicación es el cuadrángulo de Coprates.
Canales al oeste de Echus Chasma . El patrón fino de lechos de arroyos ramificados probablemente se formó a partir del agua que se movía por la superficie. Imagen tomada con THEMIS.
Canales dendríticos en la meseta de Echus Chasma . La imagen tiene 32 kilómetros de ancho. Imagen tomada con THEMIS.
Capas en Echus Chasma, como las ve HiRISE bajo el programa HiWish
Parte de la muralla de Valles Marineris, vista por HiRISE en el marco del programa HiWish
Primer plano de una parte de la imagen anterior de la muralla de Valles Marineris, tal como la vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Deslizamiento de tierra en un canal justo al sur de Ius Chasma, visto por HiRISE en el marco del programa HiWish
Crestas, tal como las ve HiRISE en el marco del programa HiWish
Corte a través de una cresta arrugada, como se ve en HiRISE con el programa HiWish
Manto dependiente de la latitud, tal como lo ve HiRISE en el marco del programa HiWish. Este material de apariencia suave es rico en hielo y a veces cae del cielo.
Banda, como la ve HiRISE bajo el programa HiWish
Rocas rompiéndose en el borde de los canales, como las vio HiRISE en el marco del programa HiWish
Otros cuadrángulos de Marte
Mapa interactivo de Marte
Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter en el Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
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Enlaces externos
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Volando alrededor de Candor Chasma a una altitud de 100 metros
Mapa interactivo de la topografía global de Marte . Pase el cursor tu ratónsobre la imagen para ver los nombres de más de 60 características geográficas destacadas y haga clic para acceder a ellas. Los colores del mapa base indican elevaciones relativas , según los datos del altímetro láser Mars Orbiter en el Mars Global Surveyor de la NASA . Los blancos y marrones indican las elevaciones más altas (+12 a +8 km ); seguido de rosas y rojas (+8 a +3 km ); el amarillo es0 km ; los verdes y azules son elevaciones más bajas (hasta−8 km ). Los ejes son latitud y longitud ; se indican las regiones polares .
![Vista amplia de las características de colapso vistas por HiRISE[43]](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/46/Collapse_features_ESP_083512_1500_01.jpg/1280px-Collapse_features_ESP_083512_1500_01.jpg)
